Figure 1 :

Depuis l’installation fin 2001 du système d’optique adaptative NAOS et de sa caméra CONICA au VLT, le centre de notre Galaxie n’en finit plus de nous révéler ses secrets. Il y eut tout d’abord la mise en évidence de façon quasi-certaine de l’existence d’un trou noir au coeur de la Galaxie, associé à la brillante source radio Sgr A* (cf. http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/oct02/galcent.fr.shtml) puis l’observation en proche infrarouge (bande K, 2,2 microns) de brusques flashs lumineux provenant de la matière tombant sur le trou noir (cf. http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/nov03/Flare_Centre_Gal.fr.shtml).La campagne 2004 d’observations du coeur de la Galaxie a permis d’observer le même type de flashs lumineux en infrarouge thermique à 3,8 microns (cf Figure 1). Les variations lumineuses sont la encore rapides, de l’ordre de quelques dizaines de minutes, avec un facteur d’amplification de l’ordre de 2 à 3. Mais l’équipe du LESIA et de l’ESO a par ailleurs découvert une corrélation entre la position et le flux de la contrepartie à 3,8 microns de Sgr A* (Sgr A*/L’), mettant ainsi en évidence une émission duale de cette contrepartie (cf. Figure 2) : - la source des flashs, non résolue, associée à la contrepartie infrarouge de Sgr A* proprement dite (Sgr A*/IR) ;- une source en état "calme", résolue avec une extension de l’ordre de 130 milli-secondes d’angle, située à 75 milli-secondes d’angle (600 unités astronomiques) de la précédente, et baptisée Sgr A*-f.

Figure 1 :

Figure 2 : Position du photocentre de Sgr A*/L’ en fonction de sa magnitude à3,8 microns. Chaque symbole correspond àune des 6 nuits d’observations. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

L’émission de Sgr A*-f ne peut être d’origine stellaire : elle est étendue et son indice de couleur infrarouge trop important. De la poussière chauffée dans le disque d’accrétion par Sgr A* ne pourrait pas non plus expliquer cette émission "calme" : la température de couleur observée est d’un ordre de grandeur supérieur à la température d’équilibre qu’atteindraient les grains de poussières à une cette distance de Sgr A*. Un mécanisme permettant d’expliquer la luminosité de Sgr A*-f pourrait être le transfert d’énergie d’un jet de Sgr A* à la poussière environnant Sgr A* à travers des collisions : la puissance cinétique associée à la perte de masse du jet est comparable à la luminosité de Sgr A*-f, entre 10 et 30 Lsun. De prochaines observations à haute résolution angulaire couvrant simultanément le proche infrarouge et l’infrarouge thermique sont d’ores et déjà programmées avec NACO afin de confirmer cette émission duale et de contraindre les processus physiques qui en sont à l’origine.

Références A dual emission mechanism in Sgr A*/L’ ? Yann Clénet (LESIA), Daniel Rouan (LESIA), Damien Gratadour (LESIA), Olivier Marco (ESO), Pierre Léna (LESIA), Nancy Ageorges (ESO), Eric Gendron (LESIA) Accepted in Astronomy & Astrophysics astro-ph/0507088

Contact Yann Clénet (Observatoire de Paris, LESIA)

Dernière modification le 22 février 2013

Figure 1 :

Since late 2001 and the installation of the adaptive optics system NAOS and its camera CONICA, the core of our own Galaxy has revealed many of its hidden secrets. There was firstly the confirmation of a black hole lying at the centre of the Galaxy, associated to the bright radio source Sgr A* (cf. http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/oct02/galcent.fr.shtml) and then the detection in the near-infrared (K-band at 2.2 microns) of sudden bright flares from hot gas falling into the black hole (cf. http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/nov03/Flare_Centre_Gal.fr.shtml)During the 2004 campaign of the Galactic Centre observations, analogous flares have been observed in the thermal infrared at 3.8 microns (cf. Figure 1). The flares are similarly evolving on short timescales, about few tens of minutes, with a flux amplification factor about 2 to 3. But the astronomers from LESIA and ESO have additionally observed a correlation between the photocentre position and the flux of the 3.8 mm counterpart of Sgr A* (Sgr A*/L’), pointing at a dual emission mechanism from this counterpart (cf. Figure 2) :- the flaring source, point-like and associated to the Sgr A* counterpart itself (Sgr A*/IR) ;- a quiescent source, resolved with an extension of about 130 milli-arcseconds, located at 75 milli-arcseconds (600 astronomical units) from the latter and named Sgr A*-f.

Figure 1 :

Figure 2 : Position of the photocentre of Sgr A*/L’ as a function of its magnitude at 3.8 microns. Each symbol corresponds to one of the 6 nights of observations. Click on the image to enlarge it

The emission from Sgr A*-f cannot be stellar since it is extended, with a too large infrared colour index. It cannot be either explained by dust heated in the accretion disk by Sgr A* since the observed colour temperature is one order of magnitude larger than the equilibrium temperature that dust grains would reach at this distance from Sgr A*. A mechanism explaining the Sgr A*-f luminosity could be the energy transfer from a Sgr A* jet to the dusty material surrounding Sgr A* through collisions : the kinetic power linked to the jet mass loss is comparable to the Sgr A*-f luminosity, from 10 to 30 Lsun. Future high angular resolution observations covering simultaneously the near and the thermal infrared are already scheduled with NACO in order to confirm this dual emission mechanism and to constrain the physical processes giving rise to it.

References A dual emission mechanism in Sgr A*/L’ ? Yann Clénet (LESIA), Daniel Rouan (LESIA), Damien Gratadour (LESIA), Olivier Marco (ESO), Pierre Léna (LESIA), Nancy Ageorges (ESO), Eric Gendron (LESIA) Accepted in Astronomy & Astrophysics astro-ph/0507088

Contact Yann Clénet (Observatoire de Paris, LESIA)

Dernière modification le 4 mars 2013